На странице Википедии по этому вопросу говорится:
Галактики распределены неравномерно по всему наблюдаемому пространству, а обычно встречаются группами или скоплениями, где они оказывают значительное гравитационное воздействие друг на друга. Дисперсия скоростей галактик, возникающая из-за этого гравитационного притяжения, обычно составляет сотни километров в секунду, но в богатых скоплениях она может достигать более 1000 км/с.
Это означает, что пекулярные скорости вызваны гравитацией в скоплениях. Если это так, то все галактики в скоплении должны либо сжиматься к центру скопления, либо вращаться вокруг него. Подтверждается ли это наблюдениями или пекулярные скорости более случайны?
Во-вторых, не должен ли свободный объект с особой скоростью в расширяющейся Вселенной двигаться в сторону расширяющейся с той же скоростью области пространства? Например, галактика с рецессионной пекулярной скоростью будет удаляться от нас быстрее, чем ее область пространства, и приближаться к области, которая расширяется быстрее относительно нас. Как только галактика достигает области, расширяющейся с полной скоростью галактики, ее пекулярная скорость становится равной нулю.
Эта логика предполагает, что галактики, не входящие в состав скопления, должны иметь меньшие пекулярные скорости, чем галактики в скоплении. Есть ли какие-либо экспериментальные доказательства, подтверждающие эту линию мышления?
Скорости галактик
Когда галактики гравитационно связаны друг с другом в группы или скопления, они движутся по более или менее эллиптическим орбитам в общем гравитационном потенциале со всеми остальными галактиками (а также со всем разбавленным внутрикластерным газом, составляющим также значительную часть общей массы ). Я говорю «более или менее», потому что иногда галактики подходят друг к другу достаточно близко, так что в потенциале доминируют отдельные галактики. То есть, хотя некоторые могут двигаться прямо к центру («коллапсировать»), а некоторые могут вращаться вокруг него, в целом орбиты будут чем-то средним.
Это полностью аналогично звездам в шаровом скоплении, которые также не коллапсируют и не движутся по чисто круговым орбитам.
Таким образом, распределение скоростей гравитационно связанных галактик зависит от общей массы и действительно имеет дисперсию порядка нескольких сотен км/с для небольших групп (например, Карлберг и др., 2000 ), до 1–2000 км/с для массивных скоплений (например, Жирарди и др., 1993 ; Караченцев и др., 2006 ).
Уменьшение пекулярных скоростей
Вы правы в том, что частица, движущаяся с ненулевой пекулярной скоростью в расширяющемся пространстве, асимптотически остановится (если вы внимательно выберете правильное определение «присоединения к хаббловскому потоку», см. Barnes et al. 2006) . ). Однако группы и скопления «отделились» от хаббловского потока, будучи связаны гравитацией, поэтому они будут стремиться сохранить свое распределение скоростей (я говорю «иметь тенденцию», потому что галактические столкновения/слияния в конечном итоге могут привести к тому, что галактики потеряют энергию и опустятся на дно). дно потенциальной ямы на чрезвычайно длительных временных масштабах).
Скорости в скоплениях больше, чем снаружи
Как я уже сказал, распределение скоростей зависит от массы кластера. В самом деле, для кластера радиуса ,
Так что вы правы в том, что галактики, которые не являются частью скопления — так называемые галактики поля — имеют меньшие скорости, чем в массивных скоплениях. Однако наблюдать пекулярную скорость галактики одинокого поля нелегко, потому что, в отличие от галактик скопления, ее скорость нельзя ни с чем сравнить. Скорости измеряются по красным смещениям галактик, и в скоплении можно принять их среднюю скорость за "системную" скорость, т.е. скорость центра масс. Но для полевой галактики вы не знаете, какая часть ее красного смещения является космологической, а какая связана с ее пекулярной скоростью. Если в галактике есть стандартная свеча— например, цефеида или сверхновая — чтобы можно было измерить расстояние до нее, можно получить ее пекулярные скорости. Измеряемые значения обычно немного меньше, но ненамного, чем дисперсия скоростей групповых галактик, обычно ниже нескольких 100 км/с ( Цветков ; Вессон, 2005 ).